مقاله مرگ ستارگان

توجه : به همراه فایل word این محصول فایل پاورپوینت (PowerPoint) و اسلاید های آن به صورت هدیه ارائه خواهد شد

  مقاله مرگ ستارگان دارای ۸۱ صفحه می باشد و دارای تنظیمات در microsoft word می باشد و آماده پرینت یا چاپ است

فایل ورد مقاله مرگ ستارگان  کاملا فرمت بندی و تنظیم شده در استاندارد دانشگاه  و مراکز دولتی می باشد.

توجه : در صورت  مشاهده  بهم ریختگی احتمالی در متون زیر ،دلیل ان کپی کردن این مطالب از داخل فایل ورد می باشد و در فایل اصلی مقاله مرگ ستارگان،به هیچ وجه بهم ریختگی وجود ندارد

---

بخشی از متن مقاله مرگ ستارگان :

مرگ ستارگان کوچک : کوتوله سفید
مرز جداسازی بین ستارگان کوچک وبزرگ حدود چهاربرابر جرم خورشید می باشد . ستاره ای با جرم کمتر از Mo4 را در نظر بگیرید که از شاخه غول قرمز در نمودار H-R برای دومین بار بالا می رود . دو حرکت قبلی ستاره به طرف ناحیه غول قرمز ، صعودش با شروع جرقه هلیوم به پایان می رسد . انتظار داریم که دومین صعود نیز به روش مشابهی با شروع جرقه کربن خاتمه یابد، یعنی سوختن انفجارآمیز وسریع کربن پایان این مرحله باشد .

به هر صورت ، به علت کافی نبودن جرم جهت نگه داشتن دمای لازم برای سوختن کربن در این ستاره ، جرقه کربن نمی تواند به وقوع به پیوندد . براساس آزمایشات سیکلوترون ، کربن در هسته برای اینکه بتواند به سوزد ، بایستی قبلاً به دمای ۶۰۰ میلیون درجه کلوین رسیده باشد . محاسبات نشان می دهند که اگر جرم ستاره کمتر از Mo4 باشد ، تراکم گرانی در مرکز جهت بالا بردن دما به ۶۰۰ میلیون درجه کلوین ، گرمای کافی تولید نمی کند . بنابراین ، کربن نمی تواند بسوزد . در عوض ، ستاره بالا رفتن خود را به قسمت فوقانی شاخه غول قرمز ادامه می دهد ، در نتیجه قطرش زیاد شده ، دمای سطحی آن کاهش یافته ورنگ ستاره به قرمزی می گراید .

سرانجام ، لایه های خارجی ستاره خیلی قرمز – یعنی خیلی سرد – می شوند ، که هسته ها در چنین لایه هائی شروع به جذب الکترون نموده تا به اتمهای خنثی تبدیل شوند . شکل گیری اتمهای خنثی آنقدر ادامه می یابد تا قسمت قابل ملاحظه ای از جرم ستاره عوض الکترونها وهسته های جدا به شکل اتمهای خنثی درآید .

سحابی سیاره ای
هنگامی که یک اتم خنثی با ترکیب مجدد یک الکترون ویک هسته شکل می گیرد ، چه اتفاقی رخ خواهد داد ؟ مهمترین نتیجه این است ، که فوتون منتشره همراه خود انرژی حمل می کند . معمولاً فوتون قبل از فرار از ستاره توسط اتم یا ذره دیگری جذب می شود . با شکل گیری اتمهای خنثی فوتونهای بی شماری تولید می شوند ، که اندکی بعد در راه خروج از ستاره جذب می شوند . جذب آنها سبب گرم شدن لایه خارجی می گردد .

گرمای تولیدی در لایه های خارجی ستاره در اثر جذب فوتونها در مقایسه با گرمای آزاد شده توسط واکنش هسته ای در مرکز ستاره ، بسیار کم می باشد . براساس یک نظریه ، این گرما تغییراتی اساسی در ظاهر ستاره ایجاد می کند . لفاف گرم شده توسط جذب فوتونها منبسط می گردد . انبساط ، دمای لفاف را پائین می آورد .

در دمای پائین تر ، اتمهای خنثی بیشتری از الکترونها وهسته های جدا در لفاف شکل می گیرند ، در نتیجه ، انرژی بیشتری به صورت فوتون آزاد می شود . مجدداً ، بیشتر فوتونها توسط اتمهای نزدیک ستاره جذب می گردند . آنها لایه خارجی ستاره را گرم کرده وسبب انبساط بیشتر آن می شوند .

به بیان دیگر ، این نظریه فرایند عقب رانی را طوری پیش بینی می کند که هسته ها با جذب الکترونها لفاف را گرم کرده واین عمل سبب جذب الکترون بیشتر وبالنتیجه انبساط بیشتر می شود. لفاف ستاره به سرعت به طرف خارج منبسط می شود تا اینکه ستاره را کاملاً ترک نماید . در حقیقت ، لفاف ستاره در فضا تخلیه شده وبه یک پوسته تقریباً رقیق وشفاف از اتمها تبدیل می شود ، که سریعاً به حرکت خود ادامه می دهد .

هسته ، که قبلاً توسط لفاف پنهان شده بود ، اکنون قابل رؤیت می گردد . اگر شخصی در طول این فرایند ستاره را مشاهده کند ، تغییر شگف انگیزی در ظاهر آن رؤیت خواهد نمود . درآغاز ، ستاره عادی به نظر می رسد . سپس ، موقعی که لفاف انبساط را شروع می کند ، هنوز برای پنهان کردن هسته به اندازه کافی چگال می باشد ، در نتیجه ناظر سطح لفاف نسبتاً سرد را به صورت یک شیء قرمز بزرگ نورانی می بیند . هنگامی که لفاف به اندازه کافی منبسط وکم وبیش شفاف شود ، هسته نمایان شده وناظر شیء سفید داغ وکوچکی – هسته – را که توسط یک پوسته گاز تخلیه شده در فضا – لفاف تخلیه شده – احاطه شده است ، مشاهده می کند .

چنین اجرام مشاهده شده ای را سحابی های سیاره ای نامیده اند . نام «سحابی سیاره ای » از این رو به کار رفته است که اولین بار ستاره شناسان به هنگام عکسبرداری از این سحابی ها توسط تلسکوپهای کوچک دریافتند که تصاویر شبیه به سیارات می باشند . اکنون می دانیم که سحابیهای سیاره ای ارتباطی با سیارات منظومه شمسی ندارند ، اما نام آنها پابرجا مانده است .
شکل (۸-۱) ساختار یک سحابی سیاره ای را به طور واضح نشان می دهد . این عکس توسط تلسکوپ ۵/۲ متری رصدخانه مونت ویلسون برداشته شده است .

بعداز تخلیه لفاف چه اتفاقی برای هسته رخ می دهد ؟ با عزیمت لفاف، هسته کم وبیش بدون تغییر باقی می ماند وبه سوختن هلیوم در پوسته هلیوم سوزی به همان میزان ادامه می دهد . بنابراین ، تابندگی ستاره که کاملاً توسط سوختن هلیوم در پوسته کنترل می شود ، ثابت می ماند .
به هر صورت ، موضع ستاره در نمودار H-R به طور برجسته ای به هنگام تخلیه لفاف تغییر می کند ، زیرا ابتدا موضع لفاف سرد – حدود K3500 – وبعد از تخلیه لفاف هسته داغ – حدود K50000 – را رسم کرده ایم . بنابراین ، روی محور دما انتقالی از K3500 تا K50000 صورت می گیرد . به علت عدم تغییر تابندگی در طول افزایش دمای سطحی ، مسیر تحولی ستاره در نمودار H-R به طور افقی وبه طرف چپ ادامه می یابد .

این تغییرات در نمودار H-R در شکل (۸-۲) رسم شده اند . لفاف ستاره در نقطه (۱۰) شروع به انبساط می کند . در نقطه (۱۱) هسته داغ ستاره کاملاً نمایان می شود . در این نقطه ، اگر عکسی از ستاره گرفته شود ، شبیه سحابی حلقوی در صورت فلکی شلیاق دیده خواهد شد .
کوتوله سفید

در شروع نقطه (۱۱) از نمودار H-R عبور ستاره از هسته سحابی سیاره ای به یک کوتوله سفید شروع می شود . اکنون ستاره از یک هسته کربن – اکسیژن با پوشش پوسته هلیوم سوزان تشکیل شده است (شکل۸-۳) . در این نقطه ، دمای هسته هنوز برای هم جوشی کافی نیست ، بنابراین ، هیچ منبع انرژی هسته ای درمرکز ستاره برای جلوگیری از فروریزش ستاره در اثر جاذبه گرانی وجود ندارد . هسته ستاره به آهستگی به انقباض ادامه می دهد .

اگر الکترونها در ستاره وجود نمی داشتند ، انقباظ ادامه می یافت وهسته گرمتر و گرمتر می شد تا سرانجام ، در ۶۰۰ میلیون درجه کلوین هسته های کربن شروع به سوختن می کردند . قبل از اینکه اتفاق اخیر رخ دهد ، تراکم ناپذیری الکترونهای بسته بندی شده درست مانند مرحله اولیه زندگی ستاره انجام می شود . مانند قبل ، تراکم ناپذیری الکترونهای « فولاد-جامد» ، انقباض را موقف می کنند . این اتفاق وقتی که شعاع ستاره حدود ۸۰۰۰ کیلومتر وچگالی آن حدود ۱۰۵×۱/۶گرم بر سانتیمتر مکعب است ، رخ می دهد .

هیچ کس نمی داند بین نقاط (۱۱)و(۱۲) از نمودار H-R چه اتفاقی رخ می دهد . محاسبات نظری این مرحله، مبین آن است که احتمالات گوناگونی می توانند رخ دهند . به علت عدم وجود ستارگان کافی بین نقاط (۱۱)و(۱۲) مشاهدات ستارگان دلیل روشنی ار آنچه که واقعاً رخ می دهد ، ارائه نمی دهند .

به محض رسیدن به نقطه ۱۲ دوره اش کامل می شود . در ناحیه نقطه ۱۲ ستاره در مقایسه با تابندگی مرحله اولیه زندگی اش بسیار تاریک می باشد ، مثلاً ، برای ستاره ای به جرم خورشید در نقطه (۱۲) صدبار کم نورتر از خورشید در وضعیت کنونی اش می باشد . قطر فعلی ستاره بسیار کوچکتر از وضعیت قبلی آن است . ستاره ای به اندازه خورشید حدود ۳۲۰۰۰ کیلومتر قطر خواهد داشت ، که دوبرابر اندازه زمین است . ستاره فشرده شده ، بسیار چگالتر می باشد . دراین حجم بسیار کوچک ، جرم بسیار زیادی بیش از صدها هزاربرابر جرم زمین نهفته است . قوطی کبریت پرشده ای از مواد این ستاره چگال ، ۱۰ تن وزن خواهد داشت .

گرچه اکنون ستاره بسیار کم نور است ، ولی سطحش با دمائی حدود ۳۰۰۰۰ درجه کاملاً داغ می باشد . این چنین ستارگانی – کوچک ، چگال وبسیار کم نور ، اما سفید ، داغ در سطح – کوتوله های سفید نامیده می شوند . نیروی گرانی در سطح یک کوتوله سفید می تواند بزرگتر از یک میلیون برابر گرانی در سطح زمین باشد . حتی اگر قادر باشیم در امتداد کوتوله سفید که دمای سطحی اش به اندازه کافی کاهش یافته حرکت کنیم ، هرگز نمی توانیم روی سطح آن فرود آئیم یا حتی کشتی فضائی را در این دنیای عجیب از راه دور کنترل نمائیم . شخصی که سعی برفرود آمدن بر سطح یک کوتوله سفید را دارد وزنی معادل ۶۸ میلیون کیلوگرم پیدا می کند ودر نتیجه
اوو کشتی فضائی اش رفته رفته توسط نیروی گرانی کوتوله سفید مسطح می شوند .

از نقطه (۱۲) به طرف پائین ، شعاع ستاره – اکنون یک کوتوله سفید- اندکی فشرده می شود . کوتوله سفید آخرین گرمای خود را به فضا تابش می کند وبا حرکت به طرف پائین تابندگی ودمایش کم شده تا سرانجام مسیری را که منتهی به ستارگان مرده در پائین نمودار H-R است ، طی می کند . به تدریج رنگ کوتوله از سفید به زرد وسپس به قرمز تغییر می کند ، تا اینکه به یک ماده فشرده تاریک وسرد تبدیل شده وبه گورستان ستارگان وارد شود

جرم یک کوتوله سفید . گرچه ستارگان تا جرم Mo4 کوتوله های سفید را تولید می کنند ، ولی ، مطالعات نظری مبین این است که جرم کوتوله سفید نمی تواند بیش از Mo4/1 باشد . دلیل آن این است که کوتوله فقط هسته ستاره اصلی می باشد . بیشتر جرم ستاره اصلی قبل از ظهور کوتوله سفید از آن جدا شده است ، مثلاً مقداری از آن در طول مرحله غول قرمز به صورت وزش باد ستاره ای در سطح ومابقی در طول مرحله سحابی سیاره ای از ستاره جدا می شود .

مرگ یک ستاره سنگین : انفجار ابر نواختر
سرانجام متفاوتی در انتظار ستاره ای که جرم اولیه اش بیش از Mo4 است ، می باشد . به علت بیشتر بودن وزن ستاره ، فرو ریزش آن حرارت بسیار زیادی ایجاد می کند . اکنون براساس مطالعات نظری تحول ستاره ای ، دما در مرکز ستاره می تواند به ۶۰۰ میلیون درجه برسد . بانیل به این دمای بحرانی در حرکت قطاری از وقایع ، سرانجام ، به تخریب ستاره در یک انفجار عظیم ختم می شود .

انفجار ابرنواختر
در ستارگان سنگین هسته کربن واکسیژن درست مانند ستارگان کوچکتر که توسط یک پوسته هلیوم سوزان احاطه شده است ، شکل می گیرد . همانطور که کربن زیاد می شود ، هسته مانند ستارگان کوچکتر در اثر وزن خود شروع به انقباض می نماید . در یک ستاره کوچک عمل انقباض تا هنگامی که ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل شود ادامه دارد ، زیرا دمای هسته هرگز برای اشتعال واکنش های هسته ای در کربن به اندازه کافی بالا نمی رود . اما ، در یک ستاره سنگین ، قبل از انقباض هسته به اندازه یک کوتوله سفید ، دما در هسته به سطح ۶۰۰ میلیون درجه می رسد که کربن دراین دما می سوزد . سوختن کربن عناصر نئون ، منیزیم وغیره را نظیر واکنشهای زیر :

۴He+20Ne12C+12C
y+24Mg12C+12C
تولید می کند که همزمان انرژی هسته ای آزاد می شود ودر نتیجه انقباض هسته متوقف می گردد .
ابرنواخترهای تولید شده در اثر ترکیدن هسته کربن . برای ستارگان به جرم ۴تا ۸ برابر جرم خورشید ، به محض شروع سوختن کربن ، ترکیدن شدیدی در هسته اتفاق می افتد . این ترکیدن شبیه جرقه هلیوم ، ولی ، بسیار شدیدتر می باشد . مشابه حالت جرقه هلیوم ، علت آن در نتیجه تراکم ناپذیری «فولاد – جامد» الکترونها در هسته می باشد . به محض اینکه دمای هسته به ۶۰۰ میلیون درجه برسد ، علت تراکم ناپذیری خاص هسته برای جبران افزایش گرما ، انبساطی رخ نمی دهد ودر عوض ، سوختن کربن شروع می شود .

بنابراین ، دمای هسته به سرعت بالا رفته وسبب سوختن سریع کربن می گردد ودر نتیجه دمای حاصل به سطح بالاتری می رسد . دراین مرحله ، اثر رانشی سریعی به وقوع می پیوندد وسبب ترکانیدن هسته می شود ودر نتیجه ، تمام یا قسمتی از آن را خرد می کند . فشارهای زیاد حدود تریلیون تریلیون تن برسانتیمتر مربع در هسته توسط ترکیدن رانشی کربن تولید می گردند .

فشارهای حاصل از ترکیدن هسته کربن سبب انفجار ستاره می شود . ستاره انفجاری ،ابرنواختر نامیده می شود . بعداز انفجار ابرنواختر، ابرداغی از ذرات درفضا انبساط پیدا می کند . این ابر باخود عناصری را که ستاره در طول عمر خود دردرونش ساخته است ، حمل می کند . تمام یا کسر بزرگی از مواد درون ستاره درطی این انفجار در فضا پخش می شوند . اکنون در محل اصلی ستاره لااقل یک هسته فشرده باقی می ماند که جرمش کسر کوچکی از جرم ستاره اصلی است .

یک ابرنواخترنوع دوم . اگر جرم ستاره خیلی زیاد باشد – بیش از ۸ برابر جرم خورشید – به علت اینکه چگالی در مرکز ستاره هرگز به اندازه کافی جهت تولید تراکم ناپذیری الکترون « فولاد – جامد» زیاد نمی شود ، در نتیجه جرقه کربن شکل نمی گیرد . تعجب آور است که ستارگان سنگین تر بایستی هسته هایی با چگالی کمتر داشته باشند . توضیح آن مربوط به شدت زیاد تابش درمراکز ستارگان سنگین ودر نتیجه تابندگی فراوان آنها می باشد .

در این ستارگان فوتونهای فراوان وپرانرژی وجود دارند که با پیش روی به طرف سطح مقداری از ماده گازی شکل ستاره را از مرکز می رانند . به عنوان نتیجه ، چگالی هسته کاهش یافته ودر نتیجه جرقه کربن رخ نمی دهد وکربن به مقدار مناسبی در هسته می سوزد . همانطور که دمای هسته بالا می رود ، اکسیژن نیز شروع به سوختن می کند .

موقعی که بیشترین مقدار کربن وکسیژن در هسته به عناصر سنگین تبدیل شوند ، واکنشها آهسته شده وستاره مجدداً منقبض می گردد . انقباض ، هسته را گرم کرده ودر نتیجه به دمای بالاتری می رسد واین اتفاق سبب شروع واکنشهای هسته ای دیگر می شود ، که حاصل آن عناصر سنگین تر می باشد . انرژی آزاد شده در این واکنشها بار دیگر انقباض را متوقف می کند . به این طریق ، در خلال تناوب فروریزش ، گرم شدن وتکرار سوختن هسته ای ، عناصر بسیاری در داخل ستاره تولید می شوند .

با بالا رفتن دمای هسته وانجام واکنشهای هسته ای ، عناصر سنگین تر تولید می شوند ، تاسرانجام ، عنصر آهن شکل می گیرد . در این مرحله ، به علت اینکه آهن یک عنصر بسیار خاص می باشد ، فرآیند متوقف می شود . واکنشهای هسته ای شامل آهن بجای ذخیره کردن انرژی ، آن را مصرف می کنند . آهن وتعدادی از عناصر همسایه آن تنها موادی هستند که این خصوصیت در مورد آنها صدق می کند . به علت خواص جذب انرژی توسط هسته های آهن ، به هنگام شکل گیری مقدار زیادی از این عنصر در هسته ستاره ،

انرژی هسته ای نمی تواند مدت زیادی در آنجا تولید شود ودر نتیجه هسته های آهن بجای تولید سوخت بیشتر ،آتش را به بیرون می رانند . فشاری که لایه های خارجی ستاره را نگه می دارد سریعاً کم شده ودر نتیجه ستاره منقبض می گردد . مانند قبل ، انقباض ، حرارت را نگه می دارد ، ولی ، هسته های آهن به علت خواص جذب انرژی ، این گرما را جذب کرده وسبب انقباض سریعتر ستاره می گردند . انقباض ادامه می یابد وسرانجام به یک فروریزش فاجعه آمیز می انجامد .

نتایج فروریزش تماشائی هستند . مواد ستاره فروریزنده با تجمع در مرکز ، فشار وچگالی بسیار زیاد ودمائی برابر یک تریلیون درجه تولید می کنند . موقعی که افزایش چگالی در مرکز ستاره به اندازه ای بالا رود که هسته های مجاور یکدیگر را لمس کنند ، در نتیجه ستاره نمی تواند بیشتر فشرده شود وفروریزش متوقف می گردد . ستاره نظیر یک فنر بسیار بزرگ فشرده می شود ومجدداً مانند یک انفجار عظیم می پرد .

این انفجار نیز یک ابرنواختر نامیده می شود . ابرنواختری که بعد از شکل گیری هسته آهن به وجود آمده است به اندازه ابرنواختری که از بیرون راندن افروزش هسته کربن نتیجه شده ، شدید می باشد . روشنائی ستاره منفجر شده بالغ بر بیلیونها برابر بیشتر از تابندگی حالت عادی است . برای زمان کوتاهی می تواند به اندازه یک کهکشان روشن باشد .

مشاهده ابر نواخترها . اگر یک ابرنواختر در نزدیک کهکشان ما به وجود آید ، ناگهان مانند یک ستاره جدید در آسمان ظاهر می شود که از دیگر ستارگان روشنتر بوده ودر روز نیز با چشم غیرمسلح قابل رؤیت است . آخرین ابرنواختر شناخته شده که در کهکشان ما رخ داده در سال ۱۶۰۴ م . در اروپا دیده شده است . یکی از اولین ابرنواخترهایی که انفجار برجسته ای بود ، توسط منجمین چینی در سال ۱۰۵۴ میلادی گزارش شد . در موضع این ابرنواختر ، امروزه ابر بزرگی از گاز به نام سحابی خرچنگ شناخته شده است که با تندی ۱۶۰۰ کیلومتر برثانیه در حال انبساط می باشد وبقایای ستاره ای را که ۱۹۰۰ سال قبل منفجر شده ، همراه دارد .

هنگامی که یک ابرنواختر در کهکشان دیگری منفجر شود نمی توان آن را با چشم غیرمسلح دید ، اما ، می توان از آن توسط یک تلسکوپ بزرگ عکسبرداری نمود . با معرفی دوربین در نجوم از صدها ابرنواختر عکسبرداری شده است . شکل (۸-۴) ابرنواختری را (۸-۴ الف ، پیکان) که در کهکشان ۷۳۳۱NGC واقع است ودر سال ۱۹۵۹ م . عکسبرداری گردیده نشان می دهد . ماهها بعد ، ابرنواختر نامرئی می شود (شکل ۸-۴ب) .

نتیجه ابرنواختر ، شکل گیری عناصرورای آهن . در دماهای زیاد حاصل از فروریزش وانفجار ، بعضی از هسته ها در ستاره می شکنند ودر نتیجه تعدادی نوترون وپروتون آزاد می شود . نوترونها وپروتونها توسط هسته های دیگر جذب شده ونتیجتاً عناصر سنگین تر نظیر نقره ، طلا و اورانیوم شکل می گیرند . به این طریق ، عناصر باقیمانده جدول تناوبی (ورای آهن) در واپسین لحظات زندگی ستاره ساخته می شوند . به علت اینکه زمان موجود جهت ساختن عناصر سنگین بسیار کوتاه است ، در نتیجه ، این عناصر به فراوانی آهن وعناصر قبل از آن نمی باشند . در جدول فراوانی کیهانی عناصر (شکل ۸-۵) سقوط شدیدی با سازه حدود ۱۰۰۰۰۰ برای عناصر سنگین ورای آهن ، وجود دارد .

تپ اخترها وستارگان نوترونی
نظریه انفجار ستارگان بیان می کند که در بعضی حالات تمام ستاره همراه با انفجار در فضا پخش می شود ودر موارد دیگر ، هسته فشرده ای از ستاره بجای می ماند .در هر حالت ، ابری از ذرات از صحنه حادثه به طرف خارج پرواز می کند . سرانجام نهائی ابر را می دانیم ، پس از پخش در فضا با گاز اولیه ترکیب می شود تا اینکه خصوصیت خود را از دست بدهد . اما ، چه اتفاقی برای توده فشرده ماده در مرکز ابرنواختر بعد از انبساط لایه های خارجی رخ می دهد ؟ پاسخ این سؤال تا سال ۱۹۶۷ م . ناشناخته بود . درآن سال جالبترین اجرام شناخته شده در طول سالها در آسمان ،
یعنی تپ اخترها کشف شدند .

تپ اخترها
کشف اخیر کاملاً شانسی اتفاق افتاد . ژوسلین بل دانشجوی نجوم دانشگاه کمبریج پاسخ تجسسات روی تغییرات شدت امواج رادیوئی حاصل از کهکشانهای دور را پیدا کرد . اوبه طور غیرمنتظره ای دریافت که در مکانهای خاصی از جهان انفجارات سریع وکوتاهی از امواج رادیوئی به فواصل معین منتشر شده وهر انفجار بیش از ثانیه طول نمی کشد . تداوم سریع انفجارها شبیه علائم مورس سماوی به نظر می رسیدند . فاصله بین دو انفجار متوالی حدود یک ثانیه وبه طور غیر عادی ثابت بود . در حقیقت ، بیش از یک قسمت از ده میلیون تغییر نمی کرد . ساعتی با این دقت بیش از یک ثانیه در سال جلو یا عقب نمی رود .

هیچ ستاره یا کهکشانی قبلاً مشاهده نشده بودند که چنین علائم عجیبی منتشر کرده باشند . ابتدا ، بعضی از ستاره شناسان فکر می کردند که ممکن است موجودات باهوشی با علائم مورس ستارگان نظیر LGM در حال ارسال پیغام به زمین باشند (LGM به جای مردان سبز کوچک به کار رفته است ) . اما جامعه علمی به زودی دریافت که علائم رادیوئی دارای منشاء طبیعی است نه مصنوعی . یکی از دلایل عمده این استنتاج پخش علائم در ناحیه وسیعی از بسامدها بود . اگر اجتماعی خارج از زمین سعی بر ارسال علائم به منظومه های شمسی دیگر داشته باشند ،

بایستی محیط انتقال دهنده بین ستاره ای برای ارسال علائم به فواصل تریلیون ها کیلومتر که هر ستاره را از همسایه اش جدا می کند ، قدرت بسیار زیادی دربرداشته باشد این عمل بی فایده ، بی منظور واحمقانه است که قدرت انتقال دهنده را در ناحیه وسیعی از بسامدها پخش کند . تنها راه عملی انتقال ، همان متمرکز نمودن تمام قدرت در یک بسامد است ، درست مانند کاری که روی زمین به هنگام ارسال برنامه های رادیوئی وتلویزیونی انجام می دهیم .

این دلیل بی معنی ، برامیدهای خیالی افرادی که در یک فاصله کوتاه باور داشتند که انسان ممکن است اولین پیغام خودرا از فضای بیرون دریافت کرده باشد ، خط بطلان کشید . «LGM» از مکالمات علمی حذف و «تپ اختر» جانشین آن شد وسرانجام دانشمندان دست به جستجوئی برای توصیف طبیعی علائم خاص زدند .

اولین کلید برای پاسخ ، تیزی علائم بود . موقعی که یک شیء انفجار امواج رادیوئی را در فضا منتشر می کند وامواج از قسمتهای گوناگون آن ودر زمانهای مختلف به زمین می رسند ، در نتیجه باعث اغتشاش تیزی علامت اصلی می شود . هر چه شیء کوچکتر باشد ، اغتشاش در علامت کمتر شده وطول آن کوتاهتر می شود . با توجه به این حقیقت که هر علامت ثانیه یا کمتر طول می کشد ، در نتیجه محاسبه منجمین نشان داد که شعاع تپ اخترها بیش از ۱۶ کیلومتر نیستند.

این استنتاج تکان دهنده بود ، زیرا تا آن زمان دانشمندان فکر می کردند که کوتوله سفید با شعاعی – حدود ۸۰۰۰ کیلومتر – کوچکترین وچگال ترین ستاره جهان است . چگونه شیء به سنگینی خورشید . تنها شعاعش ۱۶ کیلومتر می تواند باشد ؟ ماده در این شیء فشرده یک بیلیون برابر چگالتر از ماده در یک کوتوله سفید است وقوطی کبریت پرشده از این مواد وزنی برابر ۱۰ بیلیون تن خواهد داشت .

ستارگان نوترونی
پاسخ به پیش بینی به چند دهه قبل برمی گردد . درآن زمان ، تعدادی از ستاره شناسان نظری یادآور شدند که به هنگام فروریزش یک ستاره بزرگ وانفجار آن به صورت یک ابرنواختر ، فشار روی هسته ستاره سبب فشردگی آن می شود ونتیجتاً الکترونها وپروتونهای مجزا ترکیب شده و نوترونها را به وجود می آورند . به این ترتیب ، توپی از نوترونهای خالص به شعاع ۱۶ کیلومتر در مرکز شکل می گیرد که قسمت بزرگی از جرم اصلی ستاره در آن جمع شده است . دانشمندان به فرضیه توپ نوترونها به عنوان ستاره ای نوترونی مشکوک بودند .

منجمین از سال ۱۹۴۰ م . با پشتکار زیاد به جستجوی ستارگان نوترونی پرداختند وبا دقت خاصی در ناحیه مرکز سحابی خرچنگ ، محلی که هسته ابرنواختر انفجاری در سال ۱۰۵۴ میلادی جای گرفته است ، به جستجو پرداختند . اما ، ستاره ای نوترونی کشف نشد ودر نتیجه علاقه به آنها از بین رفت .

در سال ۱۹۶۸ م . موجی از هیجان بین جامعه منجمین به هنگام کشف یک تپ اختر در مرکز سحابی خرچنگ ، جایی که منجمین قبلاً در جستجوی ستاره نوترونی بودند ، به وجود آمد . پیش بینی می شد که ستاره ای نوترونی در مرکز سحابی خرچنگ وجود دارد ، ولی ، در آنجا یک تپ اختر پیدا شد ، زیرا ستاره نوترونی وتپ اختر تنها اجرام شناخته شده ای هستند که جرم متمرکزی در یک کره به شعاع ۱۶ کیلومتر دارا می باشند . ستاره نوترونی وتپ اختر دو نام برای یک چیز می باشند – توپی حاوی ماده فشرده وبسیار چگال که یک ستاره سنگین در اواخر زندگی اش به هنگام فروریزش به وجود آورده است .

توصیف ضربانهای ستارگان نوترونی . یک راز برای توصیف باقی می ماند . چرا ستارگان نوترونی انفجارات تابشی مداوم ، منظم وتیز منتشر می کنند که سبب معرفی اسم دیگری به نام تپ اختر شود ؟ دانشمندان براین باورند که ستاره نوترونی مانند خورشید وبیشتر ستارگان دیگر توسط پخش طوفانهای شدید سطحی ستاره نوترونی رخ می داده وتشعشع آن در جهت باریک ومشخصی پخش می شود . به هنگام واقع شدن زمین در مسیر یکی از این تشعشعات ، تلسکوپهای رادیوئی علائمی را که مبنی بر حضور تپ اختر که در واقع یک ستاره نوترونی است ، دریافت می کنند .

اما ، اگر تپ اختر تشعشع پیوسته ای در فضا پخش کند ، چرا ما تشعشع را به صورت انفجارات متوالی تیز ومنفرد مشاهده می کنیم ؟ دلیل آن احتمالاً چرخش ستارگان نوترونی ، یا تپ اخترها ونظیر بیشتر ستارگان که حول محورشان می چرخند ، می باشد . در حقیقت ، احتمال دارد که این ستارگان با سرعت چندبار در ثانیه بچرخند . همانطور که ستاره نوترونی می چرخد ، سیل تشعشع از سطح آن نظیر نور حاصل از یک اطاق چراغ دریائی ، فضا را جاروب می کند . اگر زمین در مسیر چرخش جریان تشعشع باشد ، در هر چرخش ستاره نوترونی ، یک انفجار تابشی تیز دریافت خواهد کرد .

به علت اینکه یک شیء چرخان به تدریج کند می شود ، در نتیجه می توان این نظریه را تحقیق کرد . بنابراین ، فاصله زمانی بین دو تشعشع متوالی از یک تپ اختر بایستی افزایش یابد . این پیش بینی توسط کشف طولانی شدن زمان بین دوضربان متوالی ار تپ اختر واقع در سحابی خرچنگ ، مورد تائید قرار گرفت . این میزان کوچک ، ولی ، قابل اندازه گیری ، برابر با یک بیلیونیم ثانیه در
روز می باشد .

تاکنون بیش از ۱۰۰ تپ اختر مشخص شده اند . به جرأت می توان گفت که هر یک از آنها ستاره ای نوترونی می باشد . تپ اختر سحابی خرچنگ سریعترین آنهاست ، که انفجارات انرژی اش به میزان ۳۰ ضربان در ثانیه به ما می رسد واین میزان ، ۳۰ چرخش در ثانیه را برای ستاره نوترونی پیشنهاد می کند . سایر تپ اخترها دارای میزانهایی تا حداقل یک ضربان در دو ثانیه می باشند ، که این موضوع مبین چرخش بسیار آهسته این ستارگان نوترونی است . چون تپ اخترها با پیر شدن آهسته تر می چرخند ، در نتیجه تپ اختر خرچنگ جوان ترین تپ اختری است که تا کنون مشاهده شده است .

تپ اختر بادبان . علاوه بر خرچنگ ، تپ اختر دیگری درون ابرگاز در حال انبساطی قرار گرفته است ، که به نظر می رسد باقیمانده یک ابرنواختر انفجاری باشد . به علت اینکه این تپ اختر در جهت صورت فلکی بادبان قرار دارد ، تپ اختر بادبان نامیده می شود . این تپ اختر در مرکز سحابی آدامس که چاه رقیقی از ماده بین ستاره ای وبه فاصله ۱۵۰۰ سال نوری از ما است ، قرار دارد .
ضربانهای حاصل از تپ اختر بادبان به میزان ۱۲ عدد در ثانیه به ما می رسند . چون تپ اختر بادبان از تپ اختر خرچنگ آهسته تر می چرخد ، در نتیجه ابر نواختری که این تپ اختر را تولید کرده است بایستی زودتر از ابرنواختر خرچنگ اتفاق افتاده باشد ،

با یک تقریب ساده ، ابرنواختر بادبان بین ۵۰۰۰تا۱۰۰۰۰ سال قبل منفجر شده است . چون تپ اختر بادبان به زمین بسیار نزدیک است – حدود یکدهم فاصله خرچنگ از ما – لذا ، انفجار ابرنواختر مربوط به آن بایستی به صورت یک ستاره جدید وبسیار روشن در جهان ظاهر شده باشد . این روشنائی بایستی بسیار زیادتر از روشنائی ماه کامل در طول چند هفته ودر مراحل اولیه به رنگ قرمز آتشین دیده شده باشد . یک ابرنواختر به نزدیکی نمونه اخیر ، امروزه منظره باهیبتی دارد ومطمئناً برای ما منظره وحشتناکی خواهد بود .

۱۹-۳ شکل گیری ستاره
اکنون به محیط های بین ستاره ای به عنوان کارخانه سازنده ستاره براساس اطلاعات وتصاویر جمع آوری شده باز می گردیم . این مبحث را به دو بخش تولدهای ستاره های سنگین (با بیش از ده برابر جرم خورشیدی ) وستاره های جرم خورشیدی تقسیم می کنیم . اجرام پیش ستاره ای سنگین از تابش زیادتری نسبت به اجرام خورشیدی برخوردار هستند وستاره های سنگین هنگامی که به رشته اصلی برسند گازهای اطراف خود را یونیده می کنند . گازهای یونیده توسط تلسکوپهای رادیویی آشکار می گردند . چون گردوغبارها با محو کردن امواج مانع انجام این عمل می شوند ، فقط مشاهدات رادیویی ومادون قرمز به ما اجازه بررسی وتحقیق در چگونگی پرورش یافتن ستاره ها را می دهند .

(الف) تولد ستاره های سنگین
قبل از این که موارد خاصی را عنوان کنیم ، طرح اجمالی تولد یک ستاره سنگین را از روی علائم حاصل از امواج رادیویی ومادون قرمز بررسی می کنیم . اولاً ستاره ها از ابرهای مولکولی به وجود آمده اند (قابل رویت توسط گسیل در طول موجهای میلیمتری) . ثانیاً هوار متراکم سقوط آزاد در مراحل اولیه ، که بر حرارت غبارها می افزاید ، دمای آنها را به حدود K30 تاK50 می رساند . این گردوغبار تابش مادون قرمز ساطع می کنند که قله آنها حدود Um10 است . ثالثاً ، همینکه پیش ستاره تشکیل می شود دمای غبارهای داخلی به حدود K1000 می رسد وبنابراین تابش هایی با قله ای در حدود Um3 گسیل می دارند .

غبار سطحی تر سردتر بوده وهنوز حدود k100 دما دارد . بنابراین ، طیف حاصل نشان ترکیبی از دو قله جسم سیاه یکی در نزدیکی Um3 ودیگری در نزدیکی Um30 را نشان می دهند . رابعاً ، همچنان که پیش ستاره به رشته اصلی می رسد گاز هیدروژن را یونیده کرده ویک ناحیه HII فشرده توسعه می یابد که به سهولت در طول موجهای که موجی قابل رؤیت هستند . خامساً ، گاز داغ ویونیده گسترش می یابد وغبار به سمت خارج رانده وسرد می شود ویک موج با قله ای در حوزه مادون قرمز دو روبا شدت کمتر گسیل می شود . هنگامی که غبار تقریباً پراکنده شده است ، ناحیه HII یک طیف پیوسته ضعیف در طول موجهای رادیویی گسیل خواهد داشت . سرانجام ، ناحیه HII آن قدر توسعه خواهد یافت که غبار را کاملاً به بیرون هدایت نموده ومحو می سازد ودر پس آن شکل واقعی ستاره رؤیت می گردد .

با داشتن زمینه ذهنی فوق به سحابی جبار توجه نمایید (شکل ۱۹-۱۹) . ناحیه HII در اطراف خوشه ذوزنقه (Trapezium) قدیمی ترین قسمت ناحیه (تحول یافته ترین) را معین می کند . خوشه ذوزنقه شامل صدها ستاره با فاصله یک سال نوری از همدیگر می باشد که فقط ستاره های OوB از این گروه ، گازها را یونیده می کنند . این ستاره های سنگین بیشتر از یک میلیون سال عمر نداشته ومشاهدات گوناگون نشان داده اند که شارش گازها در این جا پُر هرج ومرج ، ناآرام وسریع است که سرعت هایی بیش از ۱۰۰ کیلومتر بر ثانیه را دارا هستند .

در یک بینش تحولی در می یابیم که هسته ابر مولکولی که در پشت سحابی جبار قرار دارد جوانترین قسمت ناحیه می باشد.
تولد ستاره در کجا اتفاق می افتد ؟ ما مواد خروجی (ابر مولکول) ونتایج نهایی (خوشه چهار گوشه) را می بینیم . مناسب ترین مکان برای پیش ستاره ها بین دو قسمت واقع شده است که یکی در خوشه مادون قرمز وابسته به بکلین – نیوجی بار – Becklin) (Neugebauer و دیگری در سحابی کلین من – لو (Low-Kleinmann) می باشند . تفکیک بالای مشاهدات مادون قرمز نشان می دهد که حداقل پنج منبع در خوشه موجود است که در فواصلی حدود چندهزار واحد نجومی از هم قرار دارند . ممکن است اینها پیش ستاره هایی در امتداد شیء بکلین نیوجی بار باشند . خواص مشاهد شده با انتظاراتی که از یک پیش ستاره سنگین در تحول PMS آن داشتیم ، مطابقت می کند .

ستاره شناسان مادون قرمز شیء بکلین – نیوجی بار را دقیقاً یک خط مادون قرمز Um05/4 مشاهده کرده اند که خط آلفای براکت نامیده می شود وناشی از یک گذار از سطح ۵ به سطح ۴ هیدروژن می باشد . از دیدگاه تحول پیش ستاره ای ، این خط می تواند از بازترکیب بین یک ناحیه خیلی کوچک وتازه شکل گرفته HII در حوالی یک ستاره سنگین که به رشته اصلی نزدیک می شود ، پدید آمده باشد . مشاهدات تا این تاریخ ، دلالت براین دارند که گسیل از یک ناحیه متراکم HII بوجود می آید . بنابراین ، شیء بکلین نیوجی بار در درون ابر مولکولی ، با این تغییر ، یک ستاره BOاست که درست در مرحله آغاز یونیده شدن می باشد . البته این مرحله کمتر از یک میلیون سال عمر دارند .

این حالت درسحابی جبار ودر دیگر نواحی HII در مجاورت ابرهای مولکولی غول آسا می باشند همگی سناریوی مشابهی از شکل گیری پی در پی ستاره ای ، در درون خودرا گزارش می دهند . شکل گیری ستاره سنگین در یک انتهای همین ابر مولکولی غول آسا آغاز می شود (شکل ۱۹-۲۰) . (چنین ابرهایی تمایل به کشیدگی وسیگار شکل شدن را دارند ) یک گروه کوچک حدوداً از ده ستاره OوB شکل می گیرند . همگی به رشته اصلی تحول می یابند .

سپس تابش ماوراء بنفش آنها مولکولهای هیدروژنی موجود در اطراف آنها شکسته وگاز را یونیده می کند . ناحیه HII به علت داغ بودن ، منبسط می شود وباعث پیشروی یک موج ضربه ای در میان ابر مولکولی می گردد . گاز پشت موج ضربه ای برای رسیدن به چگالی های مناسب جهت شروع هوار گرانشی فشرده می شود . یک گروه جدید از ستاره های OوB حدود یک میلیون سال پس از شکل گیری قبلی ، متولد می گردند . این فرآیند تکرار می شود وگروههای کوچک از ستاره های وزین در یک ردیف از انفجارات در طول ابرهای مولکولی متولد می گردند .

این مدل پیش بینی می کند که بقایای سنگواره ای یک ابر مولکولی سلسله هایی از گروههای کوچک ستاره ای OوB خواهند بود که حدود ۱۰ تا ۳۰ پارسک از یک دیگر جدا بوده وکم وبیش در همان فضایی که ابر مادر بوده است ، می باشند . این گروه ستاره های OB به خودی خود نمی توانند بیش از ۱۰۷ سال عمر داشته باشند واز این رو این ستاره ها حیات طولانی ندارند (دهها میلیون سال) . خیلی از اجتماعات OB که عرضی در حدود ۳۰ تا۲۰۰ پارسک دارند شامل خوشه های کوچک ستاره ای می باشند که به عنوان زیرگروههای OB خوانده می شوند . این زیرگروهها شامل ۴تا۲۰ ستاره هستند (به طور متوسط ۱۰تا) که در یک رشته تحولی قرار دارند . قدیمی ترین و پراکنده ترین این زیرگروهها در یک انتها وزیرگروه بسیار فشرده وجوانتر در قسمت دیگر قرار دارد .

برای مثال ، جبار شامل اجتماع بزرگی است که از چهار زیرگروه OB تشکیل شده که کوچکترین وجوانترین زیرگروه (تخمین زده اند که حدود ۲ میلیون سال عمر دارد) خوشه ذوزنقه می باشد . یادآور می شویم که ذوزنقه به جنوبی ترین ابرهای مولکولی جبار متصل شده است . در این ناحیه نشانه هایی از شکل گیری یک ستاره وزین را می بینیم .

شکل گیری یک ستاره از زمانی که در یک انتهای ابر مولکولی شروع می شود ، این شکل گیری در تمام ابر به صورت واکنشی زنجیره ای منتشر می شوند . اما ، چه چیزی انفجار مربوط به تشکیل ستاره را آغاز می کند ؟ هنوز پاسخی برای این سؤال یافت نشده است . شاید شروع آن از برخوردهای ابرهای مولکولی ویا با احتمال بیشتر ، از برخورد موج شدید حاصل از بقایای یک ابرنواختر به انتهایی ترین قسمت یک ابر مولکولی باشد . این ایده در ذهن ما شکل می گیرد که یک ابرنواختر نشانه هایی از مرگ یک ستاره سنگین خواهد بود وسپس علائم مرگ آن نیز منجر به پدید آمدن وتولد ستاره های سنگین دیگری خواهد شد .

همچنین ملاحظه می کنید که در این مدل ابرهای مولکولی غول آسا وقتی که تولد ستاره ای آغاز شود دوام زیادی ندارند – فقط دهها میلیون سال عمر خواهند داشت . چ.ن ما ابرهای مولکولی زیادی را در حال حاضر می بینیم ، لذا باید به سرعت تشکیل شده باشند وبا فنا شدن سریع خود را متعادل کنند . این که کجا وچگونه این ابرها تشکیل شده اند بیشتر مربوط به ساختار مارپیچی کهکشان ماست (فصل ۲۰) .

(ب) تولد ستارگان با جرم خورشیدی
تصویر مشاهده ای برای تشکیل ستارگان نظیر خورشید بسیار اندک است . اما ، مشخصاً به نظر می رسد که ستاره هایی با جرم خورشیدی مانند ستاره های سنگین از ابرهای مولکولی متولد می گردند . سؤال این است که چگونه ودر چه ابرهایی ؟ تاکنون ، مع ذالک ، هیچگونه مشاهده رضایت بخش ومتقاعد کننده ای از یک پیش ستاره با جرم خورشید نداشته ایم واین به خاطر کمبود تلاش در این جهت نبوده است !

ستاره های به جرم خورشید ممکن است از ابرهای تاریک تشکیل شده باشند که از جنس ابرهایی بین ستاره ای بوده واز غبار کافی برخوردار هستند ، به طوری که نور ستاره ها را در درون وپشت خود محو می سازند . اکنون می دانیم که ابرهای تاریک یک نوع از ابرهای مولکولی هستند . آنها نوعاً دماهای حدود k10 ، چگالیهایی حدود m3/اتم ۱۰۹ واجرامی از چند ده تا چند صدها برابر جرم خورشید را دارا هستند . مشاهدات مادون قرمزی بیانگر دهها کاندید برای پیش ستاره های با جرم خورشید در درون ابرهای سیاه کاملاً آزمایش شده هستند . اینها برخلاف ستاره های سنگین که در لبه ها تولید می شوند ، از اجزایی در درون ابرها شکل می گیرند .

تولد ستاره های سنگین ویا شاید از بین رفتن یکی از آنها در یک ابرنواختر گازها وغبارها را در جهت آشکار نمودن این ستارگان جاروب می کند . در این وضعیت ، تولد اغلب ستاره ها در ابرهای سنگین وتاریک انجام می گیرد که خارج از اشکال اجتماعات OB می باشد . بنابراین ، خورشید ممکن است که در یک اجتماع OB متولد شده وشاید بوسیله یک جریان انفجار ابرنواختر همانند موردی که در جبار شرح داده شد به وجود آمده باشد .

یک ایده دیگر آن است که ستاره های با جرم خورشید از ابرهای مولکولی مجزا وکوچک ونه انواع غول پیکر آن تشکیل می شوند . این ابرها عرضی بیش از چند پارسک ندارند وشامل بیش از ۱۰۰۰ برابر جرم خورشید از گاز می باشند ودر مجاورت هیچ ابر مولکولی غول پیکری واقع نشده اند . یک مثال از این نوع ابرهای کوچک NGC 7023 می باشد (شکل ۱۹-۲۱) که با طول موجهای میلیمتری مطالعه شده است . این ابر حدود ۴۳۰ پارسک از خورشید فاصله داشته وحدود ۱۰۰۰ پارسک بالاتر از صفحه کهکشانی قراردارد وهیچ ابر بزرگی تا فاصله ۸۰ پارسکی از آن وجود ندارد . این ابر ، ابعادی در حدود ۴در۹ پارسک داشته ودر فشرده ترین نواحی دارای ۳۰۰ برابر جرم خورشیدی است وکلاً بیش از ۱۰۰۰ برابر جرم خورشید جرم دارد .